4 года назад
Нету коментариев

Уже первое знакомство с кривыми блеска и спект­рами сверхновых поставило проблемы, многие из кото­рых не решены до сих пор. Попробуем сначала разоб­раться в чисто наблюдательной проблеме: что остает­ся на месте вспышки после того, как сверхновая уга­сает. Здесь содержится ключ к решению загадки вспы­шек Сверхновых в нашей Галактике: ведь последние столетия в Галактике никто не наблюдал вспышек, и су­дить о том, какими были наблюдавшиеся ранее Сверх­новые, можно лишь, наблюдая то, что от них осталось на месте вспышек.

Еще с прошлого века хорошо известна оптическая Туманность в созвездии Тельца, названная Крабовидной. Но лишь в 30-х годах нашего века удалось доказать, что Крабовидная туманность расположена там, где в 1054 г. наблюдалась вспышка Сверхновой. Более того, наблюдения показали, что Крабовидная туманность рас­ширяется, ее угловой диаметр ежегодно увеличивается на 0,24″. Если туманность всегда расширялась с такой скоростью, то она должна была возникнуть всего не­сколько столетий назад. Тогда стало ясно, что при вспышке Сверхновой в пространство выбрасывается ог­ромная масса, расширяющаяся с большой скоростью.

Оказалось, однако, что газовые туманности, явля­ющиеся остатками вспышек Сверхновых, значительно перспективнее исследовать в радиодиапазоне. В конце 40-х годов XX в., на заре развития радиоастрономии, были обнаружены два мощных источника радиоизлуче­ния, один из которых оказался Крабовидной туманно­стью, а второй, в созвездии Кассиопеи, Cas А, отожде­ствлен спустя несколько лет со слабенькой оптической туманностью. Раньше на эту туманность никто не обра­щал внимания, но радиоисточник Cas А оказался в 3 раза ярче радиоизлучения Крабовидной туманности. Была исследована структура источника, составлены его радиокарты (см. первую страницу обложки), получен спектр. И стало ясно, что Крабовидная туманность и (Сas A — объекты одной природы. А совпадение Cas A с оптической туманностью позволило определить, что это также остаток вспышки Сверхновой. Более того, удалось рассчитать, когда произошла эта вспышка — примерно в 1667 г. На расстоянии всего 2—3 кпс от Солнца вспыхнула Сверхновая, и никто (а ведь созвез­дие Кассиопеи никогда не заходит за горизонт на широ­тах Европы) вспышки этой Сверхновой не наблюдал. «Виновником» оказалось сильнейшее поглощение све­та в направлении на Cas A.

Открытие радиоизлучения от остатков вспышек Сверхновых заставило приступить к поискам таких же туманностей в области вспышек Сверхновых Кеплера и Тихо. Такие туманности, излучающие в радиодиапазо­не, были обнаружены.

Остатки Сверхновых, наблюдаемые в радиодиапазо­не, обладают рядом общих особенностей, которые поз­воляют методами радиоастрономии обнаруживать в Га­лактике следы вспышек, произошедших многие тысячи лет назад. Отметим две важнейшие их особенности: степенной характер спектра радиоизлучения и оболочечная структура туманности. На первой странице облож­ки изображена радиокарта остатка Сверхновой Cas А, и видно, что радиоизофоты (линии одинаковой интен­сивности радиоизлучения) сгущаются на периферии ту­манности, туманность как бы напоминает искаженное кольцо. Такая структура называется оболочечной: ин­тенсивность радиоизлучения достигает максимума в тонком сферическом слое. Конечно, нет и речи об одно­родной слоевой оболочке — структура остатка сложна и в некоторых случаях остаток не похож на тонкую обо­лочку. Например, Крабовидная туманность излучает радиоволны во всем своем объеме, но и в Крабовидной туманности, и в Cas А, и в других остатках наблюда­ются так называемые филаменты (волокна), где яр­кость радиоизлучения значительно повышена. Некото­рые остатки почти целиком состоят из волокон, напри­мер известная волокнистая туманность в созвездии Ле­бедя, также являющаяся остатком вспышки Сверхно­вой.

Но главной особенностью, по которой радиоастроно­мы делают заключение о принадлежности туманности к остаткам сверхновых, это степенной характер ее радиоспектра. Дело в том, что в радиодиапа­зоне излучают и обыч­ные газовые туманно­сти — облака ионизо­ванного водорода НИ, нагретые близкими го­рячими звездами до температуры около 10 000 К. Радиоизлу­чение областей НИ слабо, и распределе­ние энергии в их спектре подчиняется так называемому за­кону Вина — длинно­волновой части распре­деления Планка для интенсивности тепло­вого излучения. Остат­ки Сверхновых имеют в радиодиапазоне совершенно иное распределение энергии (типичный радиоспектр остатка показан на рис. 5). Интенсивность радиоизлу­чения уменьшается с увеличением частоты по простому степенному закону Fv~v-а(здесь Fv — интенсивность излучения на частоте v, a — число, называемое спект­ральным индексом).

Спектр остатка Сверхновой Cas A в радиодиапазоне

Спектр остатка Сверхновой Cas A в радиодиапазоне

Излучение с подобным характером спектра не мо­жет возникнуть, если остаток Сверхновой является все­го лишь нагретым газом, и его радиоизлучение создают движущиеся в магнитном поле туманности релятивист­ские электроны. Такое излучение быстрых частиц, дви­жущихся почти со скоростью света в магнитном поле, называется синхротронным. Оно должно быть поляри­зовано, и действительно, поляризация радиоизлучения была обнаружена сначала у Крабовидной туманности, а затем и у некоторых других остатков Сверхновых.

По «картам» поляризации остатков удается определить, как расположены в туманности силовые линии магнитного поля. Распределение силовых линий маг­нитного поля в Крабовидной туманности имеет очень сложную структуру, в других остатках, силовые линии магнитного поля распределены проще; они образуют дуги, связанные с расширяющейся оболочкой, или расположены по параллельным отрезкам прямых линий, пересекающих туманность. Конечно, это лишь очень приближенное описание реальной сложной структуры.

По спектру удается определить и величину магнит­ного поля в остатках Сверхновых. В молодых остатках Сверхновых, таких, как Крабовидная туманность и Cas A, магнитное поле больше 10-4 Гс, оно в сотни раз превышает среднюю напряженность межзвездного маг­нитного поля. В старых остатках, размеры которых до­стигают нескольких десятков парсек, магнитное поле около 10-5 Гс.

Откуда же в газовой расширяющейся оболочке Сверхновой появились релятивистские электроны?

Первое и естественное предположение — электроны были «впрыснуты» в туманность в момент взрыва. Од­нако исследования показали, что такая гипотеза много­го не объясняет. В частности, она не в состоянии объ­яснить оптическое и рентгеновское излучения Крабовидной туманности.

К настоящему времени в Галактике известно около 130 остатков Сверхновых, излучающих в радиодиапазо­не. Большинство из них имеют вид тонкой, очень неоднородной, оболочки. Спектры всех остатков соответ­ствуют спектру синхротронного излучения, но спектраль­ные индексы а варьируются от одного остатка к дру­гому в довольно широких пределах. Есть остатки с кру­тым спектром; например, у Cas А спектральный индекс а = 0,78. Однако есть остатки с очень небольшим накло­ном спектра: для Крабовидной туманности а = 0,26, a для радиотуманности ЗС 58 и того меньше — а = 0,1. Эта аномалия в спектрах обычно сопровождается еще одной особенностью. В большинстве своем остатки Сверхновых представляют собой тонкие оболочки, но Ость около 10 остатков, излучающих во всем объеме сферы, и именно они обладают пологим спектром.

Как уже упоминалось, в их число входит и Крабо­видная туманность, которая, кроме того, обладает еще и рядом других аномалий. Например, скорость ее рас­ширения, несмотря на молодость этого остатка, меньше (Скоростей расширения других молодых остатков (она доставляет всего 1300 км/с). Кроме того, Крабовидная Туманность ярко светит не только в радиодиапазоне, но и в оптическом, и в рентгеновском, причем, как оказалось, оптическое и рентгеновское излучения Крабовид­ной туманности своим механизмом генерации также от­личаются от излучения других остатков Сверхновых в этих диапазонах.

Другие остатки подобного типа, обладающие хотя бы некоторыми из аномалий Крабовидной туманности, можно выделить в особый класс, что и было в свое время сделано. И сейчас остатки Сверхновых, похожие по своим параметрам на Крабовидную туманность, на­зывают плерионами. В среднем же спектральные индек­сы остатков Сверхновых близки к 0,5, причем величи­на спектрального индекса практически не зависит от других свойств остатка. Были сделаны попытки найти связь между спектром остатка и скоростью его расши­рения, размерами, расстоянием от галактической плос­кости, т. е. попытки найти хоть какую-то зацепку, чтобы объяснить, почему остаток излучает именно так, а не иначе. Однако успехом эти попытки не увенчались. Исследования остатков Сверхновых показали, что

их радиоизлучение со вре­менем ослабевает, по мере того как остаток расширя­ется. Причем удалось най­ти четкую зависимость: по­верхностная яркость остат­ка 2 (поток, приходящий­ся на единицу видимой его поверхности) уменьшается как Сумма~D> , где D — раз­меры (диаметр) остатка, в — некоторое положитель­ное число (рис. 6). Различ­ные исследователи по-раз­ному определяли величи­ну в, но не будет большой ошибкой считать эту вели­чину близкой к 3,5.

Зависимость между диаметром остатков Сверхновой и их поверхностной яркостью на частоте 408 МГц

Зависимость между диаметром остатков Сверхновой и их поверхностной яркостью на частоте 408 МГц

Зависимость Сумма—D стро­ится по двум-трем десяткам остатков, называемым ка­либраторами. Дело в том, что для определения разме­ров остатка D нужно знать расстояние до остатка, измеренное независимым способом. Таким способом яв­ляется, например, наблюдение линии поглощения мезжзвездного водорода на длине волны 21 см. Далее пред­полагается, что зависимость Сумма — D, построенная для остатков с известными расстояниями (калибраторов), можно распространить на все остатки Сверхновых. По­верхностная яркость остатков определяется из наблю­дений, и тогда из зависимости Сумма — D легко найти ли­нейный диаметр остатка и оценить расстояние до него. Знать расстояние до остатков Сверхновых очень важ­но, ведь тогда появляется возможность выяснить, как распределены остатки в Галактике, узнать, например, связаны ли они со спиральными рукавами.

Для точного определения расстояний необходимо как можно лучше знать зависимость Сумма — D, так как остатки-калибраторы фактически служат своего рода радиомаяками, а сама зависимость Сумма — D — своеобраз­ной «линейкой», и чем точнее она градуирована, тем точнее карта, построенная с ее помощью. Не удивитель­но поэтому, что расстояния до калибраторов, как и сам вид зависимости Сумма— D. подвергаются постоянному пе­ресмотру. И все же пока расстояния до остатков Сверх­новых определяются не очень надежно, и ошибка зача­стую сравнима с самим значением расстояния…